Droga słońca na diagramie

DROGA SŁOŃCA NA DIAGRAMIE HERTZSPRUNGA–RUSSELLA

SŁOŃCE -centralne ciało Układu Słonecznego, najbliższa gwiazda, główne źródło energii docierającej do Ziemi, kula gazowa o masie 10931*1030 kg, efektywnej temperaturze fotosfery ok. 5800 K, średniej odległości od Ziemi 149,6 mln km, emitująca w ciągu sekundy energię 3,9*1026J ; produkowana we wnętrzu energia jest wynikiem przemian termojądrowych wodoru w hel ; Słońce jest gwiazdą o typie widmowym G, klasie jasności V, jasności wizualnej –26,m7, absolutnej 4,m84.

Ewolucja Słońca

1. Obłok materii międzygwiazdowej

Ponad pięć miliardów lat temu istniała gigantyczna chmura, która potem zrodziła nasz Układ Słoneczny. Miała ona 480 bilionów kilometrów średnicy. Obłok był bardzo rzadki. Wbrew jej niskiej gęstości, chmura była masywna. Miała masę kilku mas Słońca. Temperatura wynosiła -230C nie wysyłając prawie żadnego promieniowania. Pod działaniem siły grawitacji, chmura zaczęła się zapadać.
2. Globule
Tysiąc lat później, materia koncentrując się zaczęła formować "globule", które obracały się wokół własnej osi. Ich temperatury zaczęły wzrastać do 205C. Nie wysyłały jeszcze żadnego promieniowania. Szerokość jednej globuli była sto razy szersza od szerokości całego Układu Słonecznego. Masa wynosiła 25 mas Słońca, a gęstość była niższa niż najdoskonalsza próżnia uzyskana w Ziemskich laboratoriach. Materia w globuli zapadała się zwiększając gęstość, podnosząc temperaturę i nasilając wciąż jeszcze bardzo słabe promieniowanie podczerwone.
3. Protogwiazda

W ciągu 100000 lat, globula zmniejszyła się do jednej milionowej swojego rozmiaru. Była dwa razy szersza od Układu Słonecznego. Jej jądro, ogrzewane przez zapadającą się materię zaczęło promieniować znaczne ilości energii zwalniając upadek. Globula przyjęła formę protogwiazdy. Protogwiazda zapadała się dosyć szybko. W ciągu kilku tysięcy lat zmniejszyła swą średnicę do orbity Marsa. Jej centralna temperatura podniosła się do 56000C pozbawiając atomy elektronów. Powierzchnia o temperaturze tylko 1650C lecz za to o większych rozmiarach promieniowała o wiele jaśniej niż Słońce obecnie. Jednak czerwone światło jej powierzchni nie było zasilane przez reakcje syntezy lecz zapadanie się materii, która rozgrzewa się przy ściskaniu.

4. Ciąg główny

Temperatura i ciśnienie w jądrze ciągle się zwiększało aż osiągało wartości konieczne do zapoczątkowania reakcji syntezy. I tak nasza gwiazda weszła w obecne stadium które będzie trwać aż wyczerpią się zapasy wodoru. Coraz większe ilości energii produkowane w jądrze doprowadziły do powstania prądów konwekcyjnych. Po 30 mln latach Słońce ustabilizowało się. Trwa już w tym stadium 5 mld lat i będzie trwać ich kolejne. W tym czasie jasność stopniowo wzrasta pod koniec osiągając o 50% większą wartość niż na początku.
5. Czerwony olbrzym

Za 5 mld lat, kiedy wyczerpią się zapasy wodoru w jądrze, reakcja termojądrowa w jądrze Słońca zatrzyma się, a sama gwiazda przemieni się w czerwonego olbrzyma. Helowe jądro gwiazdy zacznie się zapadać zwiększając swą temperaturę, a jej otoczka (części zewnętrzne) ekspandują i stygną. Jasność gwiazdy pozostaje w tym okresie w przybliżeniu stała, promień szybko rośnie, a temperatura powierzchniowa szybko maleje. Głównym źródłem energii gwiazdy pozostaje nadal spalanie wodoru, które zachodzi obecnie w cienkiej warstwie otaczającej helowe jądro. W ciągu kilkuset milionów lat Słońce pochłonie Merkurego. Chociaż powierzchnia będzie się ochładzać rozmiary sprawią, że czerwony olbrzym będzie 500 razy jaśniejszy od obecnego Słońca. Na Ziemi, z powodu wysokiej temperatury wyparują oceany, a olbrzym przykryje prawie całe niebo. Jeżeli temperatura w jądrze gwiazdy wzrośnie do ponad 85 milionów C hel zacznie syntetyzować się do postaci.
atomów węgla i tlenu produkując większe ilości ciepła. Reakcja przebiegnie bardzo szybko i spowoduje eksplozję jądra. Zewnętrzne warstwy zatrzymają podmuch wiatru. Jądro będzie się zapadać ponownie i z powrotem wybuchnie. Słońce może powtórzyć ten cykl kilkakrotnie, póki nie przeszkodzi temu węgiel gromadzący się w jądrze. Energia ze stapianego helu uwolni się tak gwałtownie, że gwiazda tak urośnie iż pochłonie Wenus i Ziemię. W końcu zewnętrzne warstwy zaczną uciekać w przestrzeń kosmiczną. Z czerwonego olbrzyma pozostanie samo jądro, zapadające się i spalające resztki helu.

6. Biały karzeł

Jądro, które pozostało po wybuchu czerwonego olbrzyma, będzie stapiać ostatnie resztki helu. Gdy hel się skończy, ciało zapadnie się, w skutek działania siły grawitacji, do rozmiarów Ziemi. Bały karzeł będzie miał bardzo dużą gęstość. Łyżeczka do herbaty jego materii będzie ważyć ponad tonę. Ciepło będzie jeszcze świecić korzystając z energii uzyskanej z zapadania się. Jednak ta energia kiedyś się skończy i Słońce zgaśnie.

7. Czarny karzeł

Kiedy biały karzeł wyczerpie wszystkie zapasy energii zacznie się ochładzać. Światło, z białego będzie stopniowo przechodzić w żółte, pomarańczowe, czerwone, aż w końcu całkiem zgaśnie i ostygnie to temperatury przestrzeni kosmicznej.





DIAGRAM HERTZSPRUNGA–RUSSELLA











DIAGRAM HERTZSPRUNGA–RUSSELLA , wykres Hertzsprunga–Russella, wykres, na którym punkty odpowiadające gwiazdom są odłożone we współrzędnych: jasność; absolutna i typ widmowy (widmowa klasyfikacja gwiazd). Często zamiast typu widmowego podaje się temperaturę efektywną lub wskaźnik barwy. Gdy na diagramie Hertzsprunga–Russella są przedstawione dane odnoszące się do grupy gwiazd znajdujących się w jednakowej odległości od obserwatora (np. należących do gromady), zamiast jasności absolutnej podaje się jasność obserwowaną. Cechą charakterystyczną diagramu Hertzsprunga–Russella skonstruowanego dla ogółu gwiazd jest istnienie ciągu głównego, w którym grupuje się znaczna liczba gwiazd. Ponad ciągiem gł. znajduje się obszar podolbrzymów, olbrzymów i nadolbrzymów, poniżej występują podkarły oraz białe karły. W czasie ewolucji gwiazdy zmieniają swe położenie na diagramie Hertzsprunga–Russella.
TYP WIDMOWY cecha różnicująca gwiazdy pod względem wyglądu widma ich promieniowania; rozróżnia się typy widmowe: O, B, A, F, G, K, M, z których każdy dzieli się na 10 podtypów (oznaczanych cyframi od 0 do 9); gwiazdy o tym samym typie widmowym mają podobne temp. efektywne (zdefiniowane z prawa Stefana–Boltzmanna wyrażającego związek między temp. efektywną gwiazdy, jej promieniem i jasnością absolutną). Najgorętsze są gwiazdy typu O, najchłodniejsze — typu M.